2016. 1. 18. 23:10ㆍ3. 천문뉴스/ESA Space Sience
사진 1> 이모텝 지역에서 적외선관측을 통해 본 물얼음.
로제타 호에 탑재된 VIRTIS(가시광선, 적외선, 열화상 분광기, Visible, InfraRed and Thermal Imaging Spectrometer)를 이용하여 2014년 9월부터 11월 사이 수집된 데이터에서 67P/추류모프-게라시멘코 혜성의 이모텝 지역(the Imhotep region)의 물얼음에 대한 명확한 증거가 나타났다.
수십 미터 지름의 얼음이 존재하는 두 지역이 네비게이션 카메라와 VIRTIS 컬러 사진에서 그 모습을 드러내고 있다.
이 얼음은 절벽의 벽면과 여기서 떨어진 파편과도 연관 관계가 있으며 데이터 취득 당시 이 지역의 평균 기온은 영하 120도였다.
가장 하단의 사진들은 서로 다른 크기의 알갱이들이 뒤섞인 지역의 물얼음 분포를 보여주고 있는 것으로 "areal"은 밀리미터 크기의 비교적 큰 물얼음 알갱이들이 검은 알갱이들과 나란히 뒤섞여 나타나는 지역이며 "intimate"는 수 마이크로미터에서 수십 마이크로미터 크기의 알갱이들이 혜성의 검은 물질 알갱이들과 뒤섞인 지역이다.
하단 중심에 있는 것은 1지역의 1픽셀(물얼음 분포지도 상에서 화살표로 표시된 지점)에 대한 분광 분석 데이터로서 시뮬레이션 모델과 비교한 실제 분광 데이터를 표준분포 막대와 함께 표시한 것이다.
이 표는 픽셀의 1.2%가 1.96mm의 비교적 큰 알갱이를 가진 순수한 물얼음이고, 98.8%가 최대크기 58마이크론 알갱이에 3.4%의 물얼음이 뒤섞인 상태이며 나머지는 검은 물질들로 구성되어 있음을 보여주고 있다.
2014년 목표 혜성에 도착한 로제타 호는 바로 이어진 관측을 통해 물 얼음의 존재에 대한 명확한 단서를 제공한 바 있다.
비록 67P/추류모프-게라시멘코 혜성으로부터 흘러나온 가스의 대부분이 수증기이긴 했지만 대부분의 얼음은 혜성의 지각 아래 존재하고 있는 것으로 추측되었으며, 지표면에서 발견할 수 있는 노출 상태의 물얼음은 거의 없는 상태였다.
그러나 로제타 VIRTIS 적외선 관측 데이터를 세부적으로 분석할 결과 혜성 표면의 조성 성분이 그 정체를 드러냈다.
이 혜성의 표면은 검고 메마른 상태이며 유기물을 많이 함유한 물질이 뒤덮고 있었지만 작은 양의 물얼음도 뒤섞여 있었다.
2014년 9월부터 11월까지 취득된 데이터를 집중 분석한 최근의 연구 결과 연구팀은 이모텝 지역에 자리잡은 수십미터 폭의 두 군데 지역에서 가시광선 상에서 밝게 나타나는 지역을 관측하였고, 이곳에 상당한 양의 물얼음이 포함되어 있다는 것을 밝혀냈다.
사진 2> 이 사진은 로제타호에 탑재된 VIRTIS를 이용하여 2014년 9월부터 11월사이 67P/추류모프-게라시멘코 혜성의 이모텝 지역(the Imhotep region)에서 식별해 낸 두 군데의 노출된 물얼음 사진이다.
가장 큰 사진이 촬영된 것은 2014년 9월 17일이며 사진을 촬영할 당시 혜성 중심까지의 거리는 28.8킬로미터였다.
두 개의 네모상자 속 사진은 얼음 노출 지역을 비스듬하게 바라본 것이다.
왼쪽 사진은은 2014년 9월 20일 촬영되었으며 사진이 촬영될 당시 거리는 27.9킬로미터였다.
오른쪽 사진은 2014년 9월 15일 촬영되었으며 사진이 촬영될 당시 거리는 29.9킬로미터였다.
이 사진은 얼음 지역을 보다 더 잘 드러내기 위해 콘트라스트가 인위적으로 강화된 것이다.
이 얼음은 절벽의 벽면과 여기서 떨어진 파편과도 연관 관계가 있으며 데이터 취득 당시 이 지역의 평균 기온은 영하 120도였다.
해당 지역에서 샘플링된 각 픽셀에는 매 5% 수준의 순수한 물얼음이 발견되었다.
나머지는 검고 메마른 물질들이 차지하고 있었다.
물이 차지하는 비중은 서로 다른 크기의 얼음 알갱이들이 어떻게 하나의 픽셀 상에 뒤섞이게 되는지를 고려한 로제타 호의 VIRTIS 적외선 측정 모델을 비교하여 계산된 것이다.
관측 데이터는 서로 다른 두 종류의 알갱이들이 존재함을 알려주었다.
하나는 직경의 수십 마이크로미터 수준이었고 다른 하나는 이보다 훨씬 큰 직경 2밀리미터 수준이었다.
이러한 크기는 혜성의 목 부분에 해당하는 하피 지역(Hapi region)에서 발견된 지름 수 마이크로미터 수준의 매우 작은 알갱이들과는 비교되는 결과이다.
네이처 지에 개재된 이번 논문의 수석 저자인 지안리코 필라치오네(Gianrico Filacchione)의 설명은 다음과 같다.
"혜성 표면에서 다양하게 나타나는 알갱이의 크기는 이들은 서로 다른 메커니즘에 의해 형성되었음을 말해줍니다.
또한 생성와중에 소요된 시간 역시 다르다는 걸 말해주죠"
하피지역에서 발견된 매우 작은 알갱이들은 매일 형성되는 얼음 결정의 일부인 얇은 서리 층가 관련이 있다.
이는 매 12시간을 약간 넘는 간격으로 혜성이 자전하는 동안 이 지역에서 빠르게 응결이 일어난 결과이다.
지안리코의 설명은 다음과 같다.
"그러나 이와는 대조적으로 이모텝 지역에서 발견된 수밀리미터 크기의 알갱이층은 좀더 복잡한 역사를 가지고 있을 것으로 생각되고 있습니다.
이들은 좀더 오랜 시간동안 천천히 형성된 것이며 침식 작용을 통해 대단히 드물게 노출되곤 하죠."
67P/추류모프-게라시멘코 혜성 뿐 아니라 여타 혜성들에서도 수십 마이크로미터 정도의 알갱이 크기는 전형적인 혜성 표면의 알갱이 크기인 것으로 생각된다.
따라서 밀리미터 크기의 알갱이들은 이차적으로 얼음결정의 크기가 커지는 과정이 있었다고 이해될 수 있다.
이러한 가능성 중 하나가 바로 '침전(sintering)'에 의한 형성이다.
침전 과정을 토해 각 알갱이들이 서로 합쳐질 수 있는 것이다.
또 다른 가능성은 '승화(sublimation)'이다.
이러한 과정은 태양열이 혜성의 표면을 데워 표면 아래 파묻힌 얼음을 기화시키면서 발생할 수 있다.
이렇게 기화된 수증기 중 일부는 혜성의 핵에서 탈출할 수도 있지만 상당한 양은 혜성 표면 바로 아래측에서 재응축된다.
먼지 아래 파묻힌 얼음이 태양빛에 의해 가열되어 기화되는 현상을 재현한 실험실 연구 결과는 이러한 가설을 지지하고 있다.
이러한 일련의 실험들은 기화된 수증기의 80% 이상이 먼지 층을 투과하는 것이 아니라 표면 아래에서 재응집된다는 것을 보여주었다.
기화를 일으키는 또다른 에너지는 분자 수준에서 얼음 구조의 재편성에 의해 공급될 수도 있다.
혜성에서 관측된 바와 같은 저온 상태에서는 비결정 얼음이 결정구조의 얼음으로 변화할 때 기화를 만들어낼 수 있는 에너지를 방출하게 된다.
INAF-IAPS 의 VIRTIS 수석 연구원인 파브리지오 카파치오니(Fabrizio Capaccioni)의 설명은 다음과 같다.
"얼음 알갱이의 성장은 수미터 두께의 지표 아래 얼음층을 만들어낼 수 있습니다.
이렇게 만들어진 얼음층은 좀더 거대한 구조인 혜성 핵의 다공성 및 열적 속성에도 영향을 미치게 되죠.
표면 근처에 노출되어 우리가 관측하게 된, 얼음을 풍부하게 함유하고 있는 얇은 층은 혜성의 활동과 진화과정의 결과물일지도 모릅니다.
이를 통해 유추해보자면 물얼음이 혜성 핵의 전역에 걸쳐 층을 이루는 것은 형성 역사의 초기단계에서는 반드시 필요한 사항은 아니라는 것을 알 수 있죠."
ESA 로제타 프로젝트 과학자인 맷 테일러(Matt Taylor)의 소감은 다음과 같다.
"혜성의 형성으로부터 남겨진 혜성의 특징은 무엇인지, 그리고 그 진화단계에서 만들어진 특징들은 무엇인지를 이해하는 것은 아직까지는 우리가 계속 파헤쳐야 할 도전과제로 남아 있습니다.
그러나 이것이야말로 혜성의 생애 전반에서 서로 다른 시기에 나타나는 중요한 과정이 무엇인지를 알아내기 위해 우리가 혜성을 가까이에서 연구하는 이유이기도 합니다.
현재 로제타 과학자들은 로제타 미션의 후반부인 2015년 중순, 67P/추류모프-게라시멘코 혜성이 태양에 점점 가깝게 다가가면서 표면에 노출된 얼음의 양이 열기의 증가에 따라 어떻게 변화되어왔는지를 알아내기 위한 분석을 계속하고 있다.
출처 : ESA SPACE SIENCE 2016년 1월 13일 News
http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Rosetta/Exposed_ice_on_Rosetta_s_comet_confirmed_as_water
참고 : 67P/추류모프-게라시멘코 혜성을 비롯한 태양계의 다양한 작은 천체에 대한 포스팅은 아래 링크를 통해 조회할 수 있습니다.
왜소행성 : https://big-crunch.tistory.com/12346957
소행성 : https://big-crunch.tistory.com/12346956
혜성 : https://big-crunch.tistory.com/12346955
유성 : https://big-crunch.tistory.com/12346954
원문>
Exposed ice on Rosetta’s comet confirmed as water
Observations made shortly after Rosetta’s arrival at its target comet in 2014 have provided definitive confirmation of the presence of water ice.
Although water vapour is the main gas seen flowing from comet 67P/Churyumov–Gerasimenko, the great majority of ice is believed to come from under the comet’s crust, and very few examples of exposed water ice have been found on the surface.
However, a detailed analysis by Rosetta’s VIRTIS infrared instrument reveals the composition of the comet’s topmost layer: it is primarily coated in a dark, dry and organic-rich material but with a small amount of water ice mixed in.
In the latest study, which focuses on scans between September and November 2014, the team confirms that two areas several tens of metres across in the Imhotep region that appear as bright patches in visible light, do indeed include a significant amount of water ice.
The ice is associated with cliff walls and debris falls, and was at an average temperature of about –120ºC at the time.
In those regions, pure water ice was found to occupy around 5% of each pixel sampling area, with the rest made up of the dark, dry material. The abundance of ice was calculated by comparing Rosetta’s VIRTIS infrared measurements to models that consider how ice grains of different sizes might be mixed together in one pixel.
The data reveal two different populations of grains: one is several tens of micrometres in diameter, while the other is larger, around 2 mm.
These sizes contrast with the very small grains, just a few micrometres in diameter, found in the Hapi region on the ‘neck’ of the comet, as observed by VIRTIS in a different study.
“The various populations of icy grains on the surface of the comet imply different formation mechanisms, and different time scales for their formation,” says Gianrico Filacchione, lead author of the new study, published in the journal Nature.
At Hapi, the very small grains are associated with a thin layer of ‘frost’ that forms as part of the daily ice cycle, a result of fast condensation in this region over each comet rotation of just over 12 hours.
“By contrast, we think that layers of the larger millimetre-sized grains we see in Imhotep have a more complex history. They likely formed slowly over time, and are only occasionally exposed through erosion,” says Gianrico.
Assuming a typical grain size of tens of micrometres for ice grains on the surface, as inferred on other comets as well as Rosetta’s comet, then observations of millimetre-sized grains can be explained by the growth of secondary ice crystals.
One way this can occur is via ‘sintering’, whereby ice grains are compacted together. Another method is ‘sublimation’, in which heat from the Sun penetrates the surface, triggering the evaporation of buried ice. While some of the resulting water vapour may escape from the nucleus, a significant fraction of it recondenses in layers beneath the surface.
This idea is supported by laboratory experiments that simulate the sublimation behaviour of ice buried under dust, heated from above by sunlight.
These tests show that more than 80% of the released water vapour does not make it up through the dust mantle, but rather is redeposited below the surface.
Additional energy for sublimation could also be provided by a transformation in structure of the ice at a molecular level. At the low temperatures observed on comets, amorphous ice can change into crystalline ice, releasing energy as it does so.
“Ice grain growth can lead to ice-rich subsurface layers several metres thick, that can then affect the large-scale structure, porosity and thermal properties of the nucleus,” says Fabrizio Capaccioni, VIRTIS principal investigator.
“The thin ice-rich layers that we see exposed close to the surface may be a consequence of cometary activity and evolution, implying that global layering did not necessarily occur early in the comet’s formation history.”
“Understanding which features on the comet are left over from its formation and which have been created during its evolution is somewhat challenging, but this is why we are studying a comet up close: to try to discover what processes are important at different stages of a comet’s lifetime,” adds Matt Taylor, ESA’s Rosetta project scientist.
The Rosetta scientists are now analysing data captured later in the mission, as the comet moved closer to the Sun in mid-2015, to see how the amount of ice exposed on the surface evolved as the heating increased.
Notes for Editors
“Exposed water ice on the nucleus of comet 67P/Churyumov–Gerasimenko,” by G. Filacchione et al is published in the journal Nature.
For more information, please contact:
Gianrico Filacchione
VIRTIS deputy principal investigator
INAF-IAPS, Rome, Italy
Email: gianrico.filacchione@iaps.inaf.it
Fabrizio Capaccioni
VIRTIS principal investigator
INAF-IAPS, Rome, Italy
Email: fabrizio.capaccioni@iaps.inaf.it
Matt Taylor
ESA Rosetta Project Scientist
Email: matt.taylor@esa.int
Markus Bauer
ESA Science and Robotic Exploration Communication Officer
Tel: +31 71 565 6799
Mob: +31 61 594 3 954
Email: markus.bauer@esa.int
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